Перегляд вихідного коду сторінки Гало темної матерії

[[Файл:Dark_matter_halo.png|міні|240x240пкс|Симуляція гало темної матерії з [[Космологія|космологічноїl]] [[симуляція N-тіл|симуляції N-тіл]]]]
'''Гало темної матерії''' ({{lang-en|dark matter halo}})&nbsp;— це [[Гіпотеза|гіпотетичний]] компонент [[Галактика|галактики]], що огортає [[галактичний диск]] та поширюється далеко за межі видимої галактики. [[Маса]] гало становить основну частину маси галактики. Оскільки гало складається з [[Темна матерія|темної матерії]], його не можна безпосередньо спостерігати, але його існування випливає з впливу на рух [[Зоря|зір]] та газу в галактиках. Гало темної матерії відіграє ключову роль у поточних моделях [[виникнення та еволюція галактик|виникнення та еволюції галактик]].

== Криві обертання як свідчення існування гало темної матерії ==
{{main|Крива обертання галактики}}
[[Файл:Rotation_curve_(Milky_Way).svg|міні|300x300пкс|Крива обертання галактики для Чумацького Шляху. Вертикальна вісь&nbsp;— швидкість обертання довкола галактичного центру; горизонтальна&nbsp;— відстань від галактичного центру. Сонце позначено жовтим кругом. Швидкість обертання, яка спостерігається, показана синьою кривою. Червона крива&nbsp;— теоретична крива швидкості, розрахована на підставі маси зір та газу в Чумацькому Шляху. Дисперсія у спостереженнях грубо позначена сірими відрізками. Відмінність у двох кривих викликана [[Темна матерія|темною матерією]] або можливо модифікацією [[Модифікована ньютонівська динаміка|закону гравітації]]<ref name="Schneider">{{Cite book|url=https://books.google.com/books?id=uP1Hz-6sHaMC&pg=PA100&dq=rotation+Milky+way&as_pt=ALLTYPES#PPA5,M1|title=Extragalactic Astronomy and Cosmology|date=2006|publisher=Springer|page=4, Figure 1.4|isbn=3-540-33174-3|author=Peter Schneider|accessdate=17 квітня 2016|archive-date=27 грудня 2016|archive-url=https://web.archive.org/web/20161227044842/https://books.google.com/books?id=uP1Hz-6sHaMC&pg=PA100&dq=rotation+Milky+way&as_pt=ALLTYPES#PPA5,M1}}</ref><ref name="Koupelis">{{Cite book|url=https://books.google.com/books?id=6rTttN4ZdyoC&pg=PA491&dq=Milky+Way+%22rotation+curve%22&as_pt=ALLTYPES#PPA492,M1|title=In Quest of the Universe|date=2007|publisher=Jones & Bartlett Publishers|page=492; Figure 16-13|isbn=0-7637-4387-9|author=Theo Koupelis, Karl F Kuhn|accessdate=17 квітня 2016|archive-date=27 грудня 2016|archive-url=https://web.archive.org/web/20161227120424/https://books.google.com/books?id=6rTttN4ZdyoC&pg=PA491&dq=Milky+Way+%22rotation+curve%22&as_pt=ALLTYPES#PPA492,M1}}</ref><ref name="Jones">{{Cite book|url=https://books.google.com/books?id=36K1PfetZegC&pg=PA20&dq=Milky+Way+%22rotation+curve%22&as_pt=ALLTYPES#PPA21,M1|title=An Introduction to Galaxies and Cosmology|date=2004|publisher=Cambridge University Press|page=21; Figure 1.13|isbn=0-521-54623-0|author=Mark H. Jones, Robert J. Lambourne, David John Adams|accessdate=17 квітня 2016|archive-date=27 грудня 2016|archive-url=https://web.archive.org/web/20161227115732/https://books.google.com/books?id=36K1PfetZegC&pg=PA20&dq=Milky+Way+%22rotation+curve%22&as_pt=ALLTYPES#PPA21,M1}}</ref>. ]]
Наявність темної матерії у [[галактичне гало|гало]] випливає з її [[Гравітація|гравітаційного впливу]] на криві обертання спіральних галактик. Без великих мас в (умовно кулястому) гало, обертальна швидкість галактики зменшувалась би на великих відстанях від галактичного центру так само як [[Перша космічна швидкість|орбітальні швидкості]] зовнішніх планет є меншими, чим далі вони від [[Сонце|Сонця]]. Однак спостереження спіральних галактик, зокрема спостереження на [[Радіолінія водню 21 см|радіолінії нейтрального атомарного водню]] (HI), показують, що крива обертання більшості спіральних галактик горизонтально випрямляється, тобто швидкість обертання з віддаленням від галактичного центру не падає. Відсутність будь-якої видимої [[Матерія (фізика)|матерії]], яка могла б пояснити ці спостереження, веде до припущень, що або існує матерія, яку неможливо спостерігати («темна»), або що теорія руху під дією гравітації ([[Загальна теорія відносності]]) є неповною.

Часто для моделі гало темної матерії застосовується модель [[Сингулярна ізотермічна сфера|псевдоізотермічного гало]]:

<math>\rho(r)=\frac{\rm constant}{[1+(r/a)^2]}</math>

Вона добре підходить до більшості даних кривої обертання. Однак вона не може дати повний опис гало темної матерії, оскільки включена маса досягає нескінченного значення при збільшенні радіусу до нескінченності. Хоча емпірично модель успішна, вона не заснована на глибшій теорії.

[[Чисельне моделювання]] утворення структур у Всесвіті, що розширюється, ведуть до теоретичного передбачення NFW-профілю ([[профіль Наваро–Френка–Вайта]])<ref>Navarro, J. et al. (1997), [http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...490..493N A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160604013850/http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...490..493N |date=4 червня 2016 }}</ref>:

<math>\rho(r)=\frac{\rm constant}{(r/a)(1+r/a)^2}</math>

Цей профіль має скінчений гравітаційний потенціал, хоча включена маса все одно коливається логарифмічно. Прийнято визначати загальну масу всіх гало у відправній точці вимірювання як величину, яка включає надщільність у 200 вищу за критичну щільність всесвіту, хоча математично профіль простягається й далі цієї умовної точки. NFW-профілі гало переважно дають гірший опис даних галактики ніж псевдоізотермічний профіль, що викликає [[проблема точності гало|проблему точності гало]].

Комп'ютерні моделі на більш детальних даних краще описуються [[профіль Ейнасто|профілем Ейнасто]]<ref>Merritt, D. ''et al.'' (2006), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2685M Empirical Models for Dark Matter Halos.] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190617221906/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2685M |date=17 червня 2019 }}</ref>:

<math>\rho(r) = \rho_0 e^{-\alpha r^n}.</math>

Хоче застосування третього параметра дає дещо кращий опис результатів чисельного моделювання, за спостереженнями його не відрізнити від NFW-гало на двох параметрах<ref>McGaugh, S. «et al.» (2007), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...659..149M The Rotation Velocity Attributable to Dark Matter at Intermediate Radii in Disk Galaxies]</ref>, і він не вирішує проблему точності гало.

== Теорії про природу темної матерії ==
{{see also|Темна матерія}}
На поточний час природа темної матерії у гало спіральних галактик не визначена, але популярними є дві теорії: або гало складається зі [[Слабко взаємодіючі масивні частинки|слабко взаємодіючих масивних частинок]], або в ньому розташована велика кількість маленьких темних тіл відомих як [[масивний компактний об'єкт гало|масивні компактні об'єкти гало]] ({{lang-en|Massive astrophysical compact halo object — MACHO}}). Малоймовірним вважається, що гало містить велику кількість [[міжзоряний газ|міжзоряного газу]] та [[міжзоряний пил|пилу]], оскільки вони були б зафіксовані спостереженнями. Пошук випадків [[гравітаційна лінза|гравітаційного мікролінзування]] в гало [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]] вказує та те, що кількість MACHO ймовірно є недостатньою для необхідної [[Маса|маси]] гало.

== Гало темної матерії Чумацького Шляху ==
Вважається, що видимий диск [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]] оточений значно більшим, кулястим гало темної матерії. Густина темної матерії знижується зі збільшенням відстані від галактичного центру. За поточними припущеннями, близько 95&nbsp;% нашої Галактики складається з темної матерії, яка начебто не взаємодіє з іншою матерією та енергією Галактики ніяким чином, крім [[Гравітація|гравітаційної]] взаємодії. Загальна маса матерії, що світиться, складає приблизно 9{{e|10}} [[Маса Сонця|мас Сонця]], а маса темної матерії ймовірно становить від близько 6{{e|11}} до близько 3{{e|12}} мас Сонця<ref>Battaglia et al. (2005), [http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.364..433B The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170828030022/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.364..433B |date=28 серпня 2017 }}</ref><ref name="Kafle2014">{{Cite news|first1=P.R.|last1=Kafle|first2=S.|last2=Sharma|first3=G.F.|last3=Lewis|first4=J.|last4=Bland-Hawthorn|title=On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution|journal=The Astrophysical Journal|volume=794|issue=1|date=2014|pages=17|doi=10.1088/0004-637X/794/1/59|arxiv=1408.1787|bibcode=2014ApJ...794...59K}}</ref>.

== Див. також ==
* [[Виникнення та еволюція галактик]]
* [[Галактична система координат]]
* [[Балдж]]
* [[Галактичне гало]]
* [[Спіральна галактика]]
* [[Ультратемні галактики]]

== Примітки ==
{{reflist}}

== Подальше читання ==
* {{Cite book|title=Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches|last=Bertone|first=Gianfranco|date=2010|publisher=Cambridge University Press|pages=762|isbn=978-0-521-76368-4}}
* {{Cite news|last1=Brainerd|first1=Tereasa|date=July 2011|title=How are Bright Galaxies Embedded within their Dark Matter Halos?|journal=Astronomical Review|volume=6|issue=7|pages=|accessdate=11 жовтня 2012|url=http://astroreview.com/issue/2012/article/how-are-bright-galaxies-embedded-within-their-dark-matter-halos|archive-date=18 червня 2012|archive-url=https://web.archive.org/web/20120618043256/http://astroreview.com/issue/2012/article/how-are-bright-galaxies-embedded-within-their-dark-matter-halos}}

== Посилання ==
* [http://www.sciencedaily.com/releases/2006/07/060703163148.htm Rare Blob Unveiled: Evidence For Hydrogen Gas Falling Onto A Dark Matter Clump?] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070930224220/http://www.sciencedaily.com/releases/2006/07/060703163148.htm |date=30 вересня 2007 }} [[Європейська південна обсерваторія|ESO]] (ScienceDaily) July 3, 2006
* [http://www.picassoexperiment.ca/ ''Dark Matter Search Experiment '', PICASSO Experiment] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20210125023523/http://www.picassoexperiment.ca/ |date=25 січня 2021 }}
* [https://web.archive.org/web/20121023093727/http://www.benthamscience.com/open/toaaj/articles/V004/6TOAAJ.pdf Black Holes and Dark matter]

{{Галактики}}
{{Темна матерія}}

[[Категорія:Темна матерія]]
[[Категорія:Галактики]]